एच १ क्षेत्र
एक HI क्षेत्र या एच I क्षेत्र (एच वन पढ़ें) हीलियम और अन्य तत्वों की स्थानीय बहुतायत के अलावा, तटस्थ परमाणु हाइड्रोजन (HI) से बना इंटरस्टेलर माध्यम में एक बादल है। (H हाइड्रोजन का रासायनिक प्रतीक है, और "I" रोमन अंक है। यह खगोल विज्ञान में तटस्थ परमाणुओं के लिए रोमन अंक I का उपयोग करने के लिए प्रथागत है , एकल-आयनित के लिए II- अन्य विज्ञानों में HII H + है- III द्वि-आयनित के लिए, उदाहरण के लिए OIII O ++ आदि है। [1] ) ये क्षेत्र वर्णक्रमीय रेखाओं को छोड़कर पता लगाने योग्य दृश्य प्रकाश उत्सर्जित नहीं करते हैं (हाइड्रोजन के अलावा अन्य तत्वों से) लेकिन 21-सेमी (1,420 मेगाहर्ट्ज) क्षेत्र वर्णक्रमीय रेखा द्वारा देखे जाते हैं। इस रेखा में संक्रमण की संभावना बहुत कम है, इसलिए इसे देखने के लिए बड़ी मात्रा में हाइड्रोजन गैस की आवश्यकता होती है। आयनीकरण मोर्चों पर, जहां HI क्षेत्र विस्तारित आयनित गैस (जैसे कि H II क्षेत्र ) से टकराते हैं, बाद वाला इससे कहीं अधिक चमकीला होता है। एक HI क्षेत्र में आयनीकरण की डिग्री लगभग 10 −4 (अर्थात 10,000 में एक कण) बहुत छोटी होती है। मंदाकिनी आकशगंगा की तरह आकाशगंगाओं में तारों के बीच दबाव में HI क्षेत्र 100 के० से कम या हज़ारों केल्विन ज्यादा तापमान में स्थिर रहते हैं। इन तापमानों के बीच की गैस स्थिर तापमान तक पहुँचने के लिए बहुत जल्दी गर्म या ठंडी हो जाती है। [2] इन चरणों में से एक के भीतर, गैस को आमतौर पर समतापी (इज़ोटेर्मल) माना जाता है, केवल एक विस्तारित एच II क्षेत्र के समीप के क्षेत्रों को छोड़कर। [3] एक विस्तारित H II क्षेत्र के पास एक घना HI क्षेत्र है, जो अबाधित HI क्षेत्र से एक शॉक फ्रंट द्वारा और H II क्षेत्र से एक आयनीकरण मोर्चे से अलग है। [3]
मानचित्रण संपादित करें
रेडियो टेलीस्कोप के साथ HI उत्सर्जन का मानचित्रण सर्पिल आकाशगंगाओं की संरचना को निर्धारित करने के लिए उपयोग की जाने वाली तकनीक है। इसका उपयोग आकाशगंगाओं के बीच गुरुत्वाकर्षण अवरोधों को मैप करने के लिए भी किया जाता है। जब दो आकाशगंगाएं टकराती हैं, तो सामग्री को तारों में खींच लिया जाता है, जिससे खगोलविदों को यह निर्धारित करने की अनुमति मिलती है कि आकाशगंगाएं किस दिशा में आगे बढ़ रही हैं।
HI क्षेत्र प्रभावी रूप से फोटॉन को अवशोषित करते हैं जो हाइड्रोजन को आयनित करने के लिए पर्याप्त ऊर्जावान होते हैं , जिसके लिए 13.6 इलेक्ट्रॉन वोल्ट की ऊर्जा की आवश्यकता होती है। वे आकाशगंगा में सर्वव्यापी हैं, और अत्यधिक पराबैंगनी और नरम एक्स-रे तरंग दैर्ध्य पर दूर की वस्तुओं के स्पष्ट अवलोकन के लिए लॉकमैन छेद कुछ "खिड़कियों" में से एक है।
यह भी देखें संपादित करें
संदर्भ संपादित करें
- एंडरसन, केविन जे०; चर्चवेल, एड (1985). "The Anatomy of a Nebula". एस्ट्रोनॉमी. 13: 66–71. बिबकोड:1985Ast....13...66C.
- ↑ "Thermal Radio Emission from HII Regions". National Radio Astronomy Observatory (US). मूल से 27 सितंबर 2016 को पुरालेखित. अभिगमन तिथि 7 October 2016.
- ↑ DP Cox (2005). "The Three-Phase Interstellar Medium Revisited". Annual Review of Astronomy & Astrophysics. 43: 337. डीओआइ:10.1146/annurev.astro.43.072103.150615. बिबकोड:2005ARA&A..43..337C.
- ↑ अ आ Savedoff MP; Greene J (Nov 1955). "Expanding H II region". Astrophys. J. 122 (11): 477–87. डीओआइ:10.1086/146109. बिबकोड:1955ApJ...122..477S.